Billedkredit: Hubble
Spiralgalakse PGC 69457 er placeret nær grænsen til faldkonstellationer Pegasus og Aquarius ca. 3 grader syd for Theta Pegasi, der er tredje styrke - men grave ikke den 60 mm refraktor ud for at se efter den. Galaksen er faktisk omkring 400 millioner lysår væk og har en tilsyneladende lysstyrke på 14,5. Så næste efterår kan være et godt tidspunkt at tilslutte sig den “astro-nødde” ven af dig, der altid er på vej ud i solnedgangen for at komme godt væk fra bylys, der har et større, meget større, amatørinstrument ...
Men der er masser af 14. galakser med styrke i himlen - hvad gør PGC 69457 så speciel?
Til at begynde med "blokerer" de fleste galakser ikke visningen af en endnu fjernere kvasar (QSO2237 + 0305). Og hvis andre eksisterer, er der kun få, der har den rigtige fordeling af kroppe med høj densitet, der er nødvendige for at få lys til at "bøje" på en måde, hvor et ellers usynligt objekt er synligt. Med PGC 69457 får du ikke en - men fire - separate visninger af 17. størrelsesorden af den samme kvasar til besværet med at oprette et 20 tommer truss-rør dobsonian. Er det det værd? (Kan du sige ”firdoblet din iagttagelsesglæde”?)
Men fænomenet bag en sådan opfattelse er endnu mere interessant for professionelle astronomer. Hvad kan vi lære af en så unik effekt?
Teorien er allerede veletableret - Albert Einstein forudsagde det i sin "Generelle teori om relativitet" fra 1915. Einsteins kerneidee var, at en observatør, der gennemgik acceleration og en stationær i et tyngdefelt, ikke kunne fortælle forskellen mellem de to på deres "vægt ”. Ved at udforske denne idé fuldt ud blev det klart, at ikke kun materie, men lys (på trods af at være masseløs) gennemgår den samme slags forvirring. På grund af dette bliver lys, der nærmer sig et tyngdefelt i en vinkel "accelereret mod" kilden til tyngdekraften - men fordi lysets hastighed er konstant, påvirker denne acceleration kun lysets bane og bølgelængde - ikke dens faktiske hastighed.
Selve gravitationslinseringen blev først fundet under den samlede solformørkelse i 1919. Dette blev set som et lille skift i stjernernes positioner nær Solens korona, som fanget på fotografiske plader. På grund af denne observation ved vi nu, at du ikke har brug for en linse til at bøje lys - eller endda vand for at bryde billedet af de Koi, der svømmer i dammen. Lyslignende stof tager vejen for mindst modstand, og det betyder at følge gravitationskurven i rummet såvel som den optiske kurve for en linse. Lyset fra QSO2237 + 0305 gør kun det, der kommer naturligt ved at surfe på konturerne af "rum-tid", der lyser omkring tætte stjerner, der ligger langs synslinien fra en fjern kilde gennem en mere nærliggende galakse. Den virkelig interessante ting ved Einsteins Kors kommer ned på, hvad den fortæller os om alle de involverede masser - dem i galaksen, der bryder lyset, og den store i hjertet af kvasaren, der kilder til det.
I deres artikel "Gendannelse af mikrolensering af lyskurver fra Einstein-korset" fandt den koreanske astrofysiker Dong-Wook Lee (et al) fra Sejong University i samarbejde med den belgiske astrofysiker J. Surdez (et al) fra University of Liège akkretionsdisk omkring det sorte hul i Quasar QSO2237 + 0305. Hvordan er sådan noget muligt på de involverede afstande?
Linser generelt "samler og fokuserer lys" og disse "tyngdekraftslinser" (Lee i det mindste et minimum af fem lavmasse, men stærkt kondenserede kropper) inden for PGC 69457, gør det samme. På denne måde "lyser" lys fra en kvasar, der normalt ville rejse langt væk fra vores instrumenter, galaksen for at komme mod os. På grund af dette ”ser” vi 100.000 gange mere detaljeret end ellers muligt. Men der er en fangst: Selvom vi har 100.000 gange mere opløsning, ser vi stadig kun lys, ikke detaljer. Og fordi der er flere masser, der bryder lys i galaksen, ser vi mere end et billede af kvasaren.
For at få nyttig information fra kvasaren skal du indsamle lys over lange perioder (måneder til år) og bruge specielle analytiske algoritmer til at samle de resulterende data sammen. Metoden brugt af Lee og tilknyttede virksomheder kaldes LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modelling). (HAE er selv et forkortelse for begivenheder med høj forstærkning). Ved hjælp af LOHCAM og data tilgængelige fra OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) og GLIPT (Gravitational Lens International Time Project) bestemte teamet ikke kun, at LOHCAM fungerer som håbet, men at QSO2237 + 0305 kan omfatte en detekterbar akkretionsdisk (hvorfra den trækker stof) til at drive dens lette motor). Holdet har også bestemt den omtrentlige masse af det sorte hul i kvasarer, størrelsen på det ultraviolette område, der stråler ud af det, og estimeret det tværgående bevægelse af det sorte hul, når det bevæger sig i forhold til spiralgalaksen.
Det centrale sorte hul i Quasar QSO2237 + 0305 menes at have en samlet masse på 1,5 milliarder solskibe - en værdi, der svarer til dem fra de største centrale sorte huller, der nogensinde er blevet opdaget. Et sådant massetal repræsenterer 1 procent af det samlede antal stjerner i vores egen Mælkevej-galakse. I mellemtiden og til sammenligning er QSO2237 + 0305s sorte hul omtrent 50 gange mere massiv end det i midten af vores egen galakse.
Baseret på ”dobbelt-toppe” i lysstyrke fra quasaren, anvendte Lee et al LOHCAM til også at bestemme størrelsen på QSO2237 + 0305s akkretionsskive, dens orientering og detekterede et centralt tilsløret område omkring selve det sorte hul. Disken i sig selv er omtrent 1/3 af et lysår i diameter og er vendt med ansigtet mod os.
Imponeret? Lad os også tilføje, at holdet har bestemt det minimale antal mikrolenser og beslægtede masser, der findes i linsegalaksen. Afhængigt af antaget tværgående hastighed (i LOHCAM-modellering) er det mindste interval fra en gasgigant - såsom planeten Jupiter - gennem vores egen sol.
Så hvordan fungerer denne “hul” ting?
OGLE- og GLIPT-projekterne overvågede ændringer i intensiteten af visuelt lys, der strømmer til os fra hver af de fire udsigter fra 17. størrelse i kvasaren. Da de fleste kvasarer ikke kan løses på grund af deres store afstand i rummet ved teleskop. Fluktuationer i lysstyrke ses kun som et enkelt datapunkt baseret på lysstyrken i hele kvasaren. Imidlertid præsenterer QSO2237 + 0305 fire billeder af kvasaren, og hvert billede fremhæver lysstyrke, der stammer fra et andet perspektiv af kvasaren. Ved teleskopisk overvågning af alle fire billeder samtidigt kan små variationer i billedintensitet detekteres og optages med hensyn til størrelse, dato og tid. I løbet af flere måneder til år kan et betydeligt antal af sådanne "høje amplifikationsbegivenheder" forekomme. Mønstre, der kommer ud af deres forekomst (fra en visning af 17. størrelse til den næste) kan derefter analyseres for at vise bevægelse og intensitet. Ud af dette er en superhøj opløsning af normalt usynlig struktur i kvasaren mulig.
Kunne du og din ven med den 20 tommer dobt-newtonian gøre dette?
Sikker - men ikke uden noget meget dyre udstyr og et godt greb på nogle komplekse matematiske billeddannelsesalgoritmer. Et dejligt sted at starte kan dog simpelthen være at slukke galaksen og hænge med korset et stykke tid ...
Skrevet af Jeff Barbour
